恒星形成需要多少年宇宙中的恒星是否有的还在形成中,那它形成稳定的恒星需要多少年

恒星形成需要多少年宇宙中的恒星是否有的还在形成中,那它形成稳定的恒星需要多少年
恒星形成需要多少年
宇宙中的恒星是否有的还在形成中,那它形成稳定的恒星需要多少年

恒星形成需要多少年宇宙中的恒星是否有的还在形成中,那它形成稳定的恒星需要多少年
是的,不断有新的恒星形成.
在宇宙发展到一定时期,宇宙中充满均匀的中性原子气体云,大体积气体云由于自身引力而不稳定造成塌缩.这样恒星便进入形成阶段.在塌缩开始阶段,气体云内部压力很微小,物质在自引力作用下加速向中心坠落.当物质的线度收缩了几个数量级后,情况就不同了,一方面,气体的密度有了剧烈的增加,另一方面,由于失去的引力位能部分的转化成热能,气体温度也有了很大的增加,气体的压力正比于它的密度与温度的乘积,因而在塌缩过程中,压力增长更快,这样,在气体内部很快形成一个足以与自引力相抗衡的压力场,这压力场最后制止引力塌缩,从而建立起一个新的力学平衡位形,称之为星坏.
星坯的力学平衡是靠内部压力梯度与自引力相抗衡造成的,而压力梯度的存在却依赖于内部温度的不均匀性（即星坯中心的温度要高于外围的温度）,因此在热学上,这是一个不平衡的系统,热量将从中心逐渐地向外流出.这一热学上趋向平衡的自然倾向对力学起着削弱的作用.于是星坯必须缓慢的收缩,以其引力位能的降低来升高温度,从而来恢复力学平衡；同时也是以引力位能的降低,来提供星坯辐射所需的能量.这就是星坯演化的主要物理机制.
下面我们利用经典引力理论大致的讨论这一过程.考虑密度为 ρ、温度为T、半径为r的球状气云系统,气体热运动能量：
ET= RT= T
(1) 将气体看成单原子理想气体,μ为摩尔质量,R为气体普适常数
为了得到气云球的的引力能Eg,想象经球的质量一点点移到无穷远,将球全部移走场力作的功就等于-Eg.当球质量为m,半径为r时,从表面移走dm过程中场力做功：
dW=- =-G( )1/3m2/3dm
(2) 所以：-Eg=- ( )1/3m2/3dm= G( M5/3
于是： Eg=- (2),
气体云的总能量: E=ET+EG (3)
热运动使气体分布均匀,引力使气体集中.现在两者共同作用.当E>0时热运动为主,气云是稳定的,小的扰动不会影响气云平衡；当E1.5×107K时,恒星中燃烧H的过程就可过渡到以CNO循环为主了.
当恒星内混杂有重元素C和N时,他们能作为触媒使1H变为4He,这就是CNO循环,CNO循环有两个分支：
或总反应率取决于最慢的14N(p,γ)15O、15N的(p,α)和(p,γ)反应分支比约为2500：1.
这个比值几乎与温度无关,所以在2500次CNO循环中有一次是CNO-2.
在p-p链和CNO循环过程中,净效果是H燃烧生成He：
在释放出的26.7MeV能量中,大部分消耗给恒星加热和发光,成为恒星的主要来源.
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的,那么什么是主星序呢?等H稳定地燃烧为He时,恒星就成了主序星.人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星,他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧,他们的光度、半径和表面温度都有所不同,后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同,其次是他们的年龄和化学成份,太阳这段历程约千万年.
观察到的主序星的最小质量大约为0.1M⊙ .模型计算表明,当质量小于0.08M⊙时,星体的收缩将达不到氢的点火温度,从而形不成主序星,这说明对于主序星它有一个质量下限.观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量.理论上讲,质量太大的恒星辐射很强,内部的能量过程很剧烈,因此结构也越不稳定.但是理论上没有一个质量的绝对上限.
当对某一星团作统计分析时,人们却发现主序星有一个上限,这说明什么?我们知道,主序星的光度是质量的函数,这函数可分段的用幂式表示 ：
L∝Mν
其中υ不是一个常数,它的值大概在3.5到4.5之间.M大反映主序星中可供燃烧的质量多,而L大反映燃烧的快,因此主序星的寿命可近似用M与L的商标来标志：
T∝M-(ν-1)
即主序星寿命随质量增大而按幂律减小,如果整个星团已存在的年龄为T,那就可以由T与M的关系式求出一个截止质量MT.质量大于MT的主序星已结束核心的H燃烧阶段而不是主序星了,这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因.
现在我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因,表1根据一25M⊙的恒燃烧阶段 点火温度(K) 中心温度(g.cm-3) 持续时间(yr)
H 4×107 4 7×106
He 2×108 6×102 5×105
C 7×108 6×105 5×102
Ne 1.5×109 4×106 1
O 2×109 1×107 5×10-2
Si 3.5×109 1×108 3×10-3
燃烧阶段的总寿命 7.5×106
星演化模型,列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间.从表上看出,原子序数大的和有更高的点火温度,Z大的核不仅难于点火,点火后燃烧也更剧烈,因此燃烧持续的的时间也就更短.这颗25M⊙的 表1 25M⊙恒星演化模型,模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5×106年,而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段,即主星序阶段.从统计角度讲,这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大.这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因.
2．3主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢,而氢的点火温度又比其他元素都低,所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段,即主序阶段.在主序阶段,恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布,所以在整个漫长的阶段,它的光度和表面温度都只有很小的变化 .下面我们讨论,当星核区的氢燃烧完毕后,恒星有将怎么进一步演化?
恒星在燃烧尽星核区的氢之后,就熄火,这时核心区主要是氢,他是燃烧的产物外围区的物质主要是未经燃烧的氢,核心熄火后恒星失去了辐射的能源,它便要引力收缩是一个起关键作用的因素.一个核燃烧阶段的结束,表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度升高,这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度,引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高,主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多）,而是核心与外围之间的氢壳,氢壳点火后,核心区处于高温状态,而仍没核能源,他将继续收缩.这时,由于核心区释放的引力位能和燃烧中的氢所释放的核能,都需要通过外围不燃烧的氢层必须剧烈地膨胀,即让介质辐射变得更透明.而氢层膨胀又使恒星的表面温度降低了,所以这是一个光度增加、半径增加、而表面变冷的过程,这个过程是恒星从主星序向红巨星过渡,过程进行到一定程度,氢区中心的温度将达到氢点火的温度,于是又过渡到一个新阶段--氦燃烧阶段.
在恒星中心发生氦点火前,引力收缩以使它的密度达到了103g.cm-3的量级,这时气体的压力对温度的依赖很弱,那么核反应释放的能量将使温度升高,而温度升高反过来又加剧核反应速率,于是一旦点火,很快就会燃烧的十分剧烈,以至于爆炸,这种方式的点火称为"闪?quot;,因此在现象上会看到恒星光度突然上升到很大,后来又降的很低.
另一方面,当引力收缩时它的密度达不到103g.cm-3量级,此时气体的压力正比与温度,点火温度升高导致压力升高,核燃烧区就会有所膨胀,而膨胀导致温度降低,因此燃烧就能稳定的进行,所以这两种点火情况对演化进程的影响是不同的.
恒星在发生"氦闪光"之后又怎么演变呢?闪光使大量能量的释放很可能把恒星外层的氢气都吹走,剩下的是氦的核心区.氦核心区因膨胀而减小了密度,以后氦就有可能在其中正常的燃烧了.氦燃烧的产物是碳,在氦熄火后恒星将有一个碳核心区氦外壳,由于剩下的质量太小引力收缩已不能达到碳的点火温度,于是他就结束了以氦燃烧的演化,而走向热死亡.
由于引力塌缩与质量有关,所以质量不同的恒星在演化上是有差别的.
M

稳定的恒星被称做“主序星”。
现在太空中的星云被称作是恒星的摇篮，是孕育恒星的场所。宇宙中有很多恒星在形成中。http://baike.baidu.com/view/8606.htm#7。根据恒星形成的年代不同，还可以将恒星分为第一代恒星（宇宙早期形成的恒星）和第二代恒星（比如太阳等）。
一个稳定恒星的形成根据大小不同而不同，一般均需要上千万年左右，恒星的形成是一个相对较快的过程。...

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稳定的恒星被称做“主序星”。
现在太空中的星云被称作是恒星的摇篮，是孕育恒星的场所。宇宙中有很多恒星在形成中。http://baike.baidu.com/view/8606.htm#7。根据恒星形成的年代不同，还可以将恒星分为第一代恒星（宇宙早期形成的恒星）和第二代恒星（比如太阳等）。
一个稳定恒星的形成根据大小不同而不同，一般均需要上千万年左右，恒星的形成是一个相对较快的过程。
太阳的生命周期参考http://baike.baidu.com/view/2376.html?wtp=tt#6

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